If you're seeing this message, it means we're having trouble loading external resources on our website.

Если вы используете веб-фильтр, пожалуйста, убедитесь, что домены *.kastatic.org и *.kasandbox.org разблокированы.

Основное содержание
Текущее время:0:00Общая продолжительность:6:41

Транскрипция к видео

Мы уже обсуждали эволюционный цикл звезд с массой, плюс-минус равной солнечной. А сейчас мы поговорим о более массивных звездах. Массивные звезды. Под массивными подразумеваются звезды, чья масса более чем в 9 раз превосходит массу Солнца. Будем рассуждать в том же направлении. Имеется огромное облако, в основном состоящее из водорода. Однако это облако существенно больше тех, из которых образуются звёзды, подобные нашему Солнцу. Независимо от размеров облака оно будет постепенно конденсироваться под действием гравитационных сил. В конечном счете его ядро станет достаточно плотным и горячим для начала слияния атомов водорода — «зажигания», или запуска, реакций термоядерного синтеза гелия из водорода. Запишем это. Начались реакции слияния водорода. Вернее, синтеза гелия из водорода. Ядерное горение водорода происходит в центральной области водородного облака, а вокруг нее расположено остальное вещество, пока не вступившее в реакции синтеза. Оно разогрето настолько, что представляет из себя плазму: нечто похожее на суп из электронов и ядер в отличие от нормальных атомов. Особенно это заметно ближе к ядру звезды. Водородный синтез начинается при температуре около 10 млн градусов Кельвина. Следует уяснить: поскольку речь идет о более массивных звёздах, то даже на стадии развития, когда они находятся на главной последовательности, создаваемое гравитацией, давление в их недрах будет намного больше, чем в звездах с массой, примерно равной солнечной. Поэтому температура в их центральных областях будет выше, и синтез будет протекать быстрее, чем у звезд, подобных Солнцу. Быстрее и горячее. Так что вся эта стадия развития займет у них гораздо меньше времени, чем у звезд с массой порядка солнечной. Например, наше Солнце может просуществовать в общей сложности 10—11 млрд лет, а в случае массивной звезды речь идет о процессах, которые могут занять десятки миллионов лет, то есть примерно тысячную долю существования Солнца. Давайте подумаем, в чем особенность этих процессов. Как уже было сказано, характерная черта происходящего — все реакции будут идти быстрее из-за повышенных давлений и температур вследствие сильной гравитации. Но механизм процесса останется практически таким же, как и у звезд с массой порядка солнечной. И в итоге водород, участвующий в термоядерном синтезе, создаст гелиевое ядро, окруженное водородной оболочкой, состоящей из двух слоев: ближе к ядру — слой водорода, в котором продолжается синтез, а снаружи этого слоя — не участвующий в синтезе остальной водород звезды. Расположенное в центре звезды гелиевое ядро накапливает все больше гелия, так как его продолжает синтезировать лежащий выше первый из водородных слоев. На этой стадии звезда массы и размеров порядка солнечных начинает превращаться в красный гигант, поскольку ее ядро уплотняется по мере производства все нового гелия. Повышение плотности ядра увеличивает давление, оказываемое силами гравитации на водородный слой, в котором идут термоядерные реакции. Вследствие этого высвобождается все больше направленной наружу энергии, заставляя остальное вещество звезды расширяться и увеличивая ее радиус. В целом, чем больше начальная масса звезды, тем все более тяжелые элементы способны образоваться за время ее жизни как результат нуклеосинтеза в ее ядре. В процессе роста плотности звездного ядра эти элементы со все более высокой атомной массой в итоге также начинают «гореть», как бы поддерживая ядро. Но с увеличением плотности ядра возрастает и энергия выталкивания наружу остального вещества звезды. Однако в случае достаточно массивной звезды ее вещество не сможет удалиться на большое расстояние, как происходит с атмосферой красного гиганта при массе звезды порядка солнечной. Теперь подумаем, каким будет дальше характер этого процесса. Когда гелий станет достаточно плотным, в нем зажгутся ядерные реакции и начнется синтез углерода. После этого у звезды сформируется углеродное ядро — изобразим его на схеме. Углеродное ядро находится внутри гелиевого ядра, и там, где они соприкасаются, находится слой активного гелия — не водорода, не спутайте — в котором идут процессы синтеза углерода, который поступает в углеродное ядро, увеличивая его плотность и температуру. Все это окружено слоем активного водорода (будьте внимательны с названиями), где из водорода синтезируется гелий. Наконец, снаружи этого слоя находится остальное вещество звезды. Затем этот процесс продолжится в том же духе: в конце концов углерод тоже загорится, и так далее — внутри ядра будут образовываться все более тяжелые элементы. На этом рисунке из Википедии схематично изображена довольно зрелая массивная звезда. Образование таких оболочек и ядер из все более тяжелых элементов будет продолжаться до тех пор, пока не появится железо. В частности, это касается изотопа железа-56, то есть железа с атомной массой 56. В периодической таблице железо имеет атомный номер 26, что означает число протонов в его ядре, а число 56 можно оценить как количество нуклонов, то есть протонов и нейтронов вместе, хотя и не совсем точно. Синтез заканчивается железом, потому что при слиянии ядер атомов железа не выделяется энергия. Синтез элементов тяжелее железа, в действительности, потребляет энергию. Это эндотермическая реакция, поэтому такой процесс не даст энергетической подпитки ядру. Давайте кратко повторим, каким образом и в каком порядке в природе создаются тяжелые элементы. Как вы помните, все началось с водорода, из водорода синтезируется гелий, из гелия — углерод, а затем из этих веществ в различных сочетаниях (я не буду здесь вдаваться в детали) синтезируются все более тяжёлые элементы: неон, кислород, кремний и другие, которые можно видеть в таблице. Образуются не только вышеназванные элементы, хотя эти — основные. Однако в процессе формирования появляются также литий, бериллий, бор и другие элементы, только в разном соотношении. Так синтезируются элементы с атомной массой до 56 включительно. Уточним: кроме этого, может образоваться еще и никель-56: атомная масса этого изотопа такая же, как у железа, но в его ядре на два нейтрона меньше и на два протона больше, чем у железа-56. В результате у некоторых звезд может образоваться железо-никелевое ядро. Все вышесказанное касается того, как далеко может зайти синтез элементов в звездах, безотносительно к их массе, по крайней мере, если исходить из традиционных механизмов его запуска. На этом месте мы прервемся, а я прошу вас подумать над следующим вопросом: что произойдет дальше, когда все механизмы синтеза в звезде исчерпаны? Далее вы увидите, что она превратится в сверхновую звезду. Subtitles by the Amara.org community